Планеты Солнечной Системы
Zavr
Профессионал
11/6/2005, 10:40:56 AM
D!@voL!c@ уже писала о двойных звездах. Я чуть дополню.
КРАТКАЯ СПРАВКА ПО ДВОЙНЫМ ЗВЕЗДАМ
Первый список двойных звёзд (включавший 269 пар) был составлен в 1782 году знаменитым английским астрономом Вильямом Гершелем. Гершель предположил, что в каждой звёздной паре слабая звезда вращается вокруг яркой так же, как в Солнечной системе планеты вращаются вокруг Солнца, т.е. под воздействием силы тяготения. Для доказательства этого Гершель измерил угловое расстояние и позиционный угол между звёздами-компонентами в каждой паре. (До сих пор по традиции именно эти две величины используются для описания положения и движения компонентов в звёздных парах.)
Повторив измерения через 20 лет, Гершель обнаружил, что в некоторых случаях, как он и предполагал, за прошедшие годы слабая звезда проделала часть пути вокруг яркой. Таким образом было доказано, что существуют двойные и кратные звёзды - физические системы двух и более звёзд, объединённых взаимным тяготением и движущихся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра тяжести (центра масс) в соответствии с законами Кеплера.
КЛАССИФИКАЦИЯ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД.
Различают три основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные фотометрические и спектрально-двойные (хотя эта классификация не отражает в полной мере внутренние различия классов).
ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ.
Двойственность визуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их движения. В настоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных, но только у 1% из них была точно определена орбита.
Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчётов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто учёные располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной.
Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояние между двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера, определив сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должно быть известно.
ДВОЙНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ.
О двойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим колебаниям блеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг друга. Их также называют «затменно-двойные звёзды» и «затменно-переменные звезды». У этих звёзд плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем более выражен спад блеска. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрических звёзд, можно определить наклон орбитальной плоскости.
С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы. Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.
Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или несколько дней.
СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ.
С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально- двойные.
Точно определить процентное соотношение двойных и одинарных звёзд в Галактике пока не представляется возможным. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.
КРАТКАЯ СПРАВКА ПО ДВОЙНЫМ ЗВЕЗДАМ
Первый список двойных звёзд (включавший 269 пар) был составлен в 1782 году знаменитым английским астрономом Вильямом Гершелем. Гершель предположил, что в каждой звёздной паре слабая звезда вращается вокруг яркой так же, как в Солнечной системе планеты вращаются вокруг Солнца, т.е. под воздействием силы тяготения. Для доказательства этого Гершель измерил угловое расстояние и позиционный угол между звёздами-компонентами в каждой паре. (До сих пор по традиции именно эти две величины используются для описания положения и движения компонентов в звёздных парах.)
Повторив измерения через 20 лет, Гершель обнаружил, что в некоторых случаях, как он и предполагал, за прошедшие годы слабая звезда проделала часть пути вокруг яркой. Таким образом было доказано, что существуют двойные и кратные звёзды - физические системы двух и более звёзд, объединённых взаимным тяготением и движущихся по эллиптическим орбитам вокруг общего центра тяжести (центра масс) в соответствии с законами Кеплера.
КЛАССИФИКАЦИЯ ДВОЙНЫХ ЗВЕЗД.
Различают три основных класса двойных звёзд: визуально-двойные, двойные фотометрические и спектрально-двойные (хотя эта классификация не отражает в полной мере внутренние различия классов).
ВИЗУАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ.
Двойственность визуально-двойных звёзд хорошо видна в телескоп по мере их движения. В настоящее время идентифицировано около 70000 визуально-двойных, но только у 1% из них была точно определена орбита.
Такая цифра (1%) не должна удивлять. Дело в том, что орбитальные периоды могут составлять несколько десятков лет, если не целые века. А выстроить путь по орбите – очень кропотливый труд, требующий проведения многочисленных расчётов и наблюдений из разных обсерваторий. Очень часто учёные располагают лишь фрагментами движения по орбите, остальной путь они восстанавливают дедуктивным методом, используя имеющиеся данные. Следует иметь в виду, что орбитальная плоскость системы может быть наклонена к лучу зрения. В таком случае воссозданная орбита (видимая) будет значительно отличаться от истинной.
Если определена истинная орбита, известны период обращения и угловое расстояние между двумя звёздами, можно, применив третий закон Кеплера, определив сумму масс компонентов системы. Расстояние двойной звезды до нас при этом тоже должно быть известно.
ДВОЙНЫЕ ФОТОМЕТРИЧЕСКИЕ.
О двойственности этой системы звёзд можно судить лишь по периодическим колебаниям блеска. При движении такие звёзды переменно загораживают друг друга. Их также называют «затменно-двойные звёзды» и «затменно-переменные звезды». У этих звёзд плоскости орбит близки к направлению луча зрения. Чем большую площадь занимает затмение, тем более выражен спад блеска. Если проанализировать кривую блеска двойных фотометрических звёзд, можно определить наклон орбитальной плоскости.
С помощью кривой блеска можно определить и орбитальный период системы. Если зафиксированы, например, два затмения, кривая блеска будет иметь два снижения (минимума). Период времени, за который фиксируются три последовательных снижения по кривой блеска, соответствует орбитальному периоду.
Периоды двойных фотометрических звёзд значительно короче по сравнению с периодами визуально-двойных звёзд и составляют срок несколько часов или несколько дней.
СПЕКТРАЛЬНО-ДВОЙНЫЕ.
С помощью спектроскопии можно подметить расщепление спектральных линий вследствие эффекта Доплера. Если один из компонентов представляет собой слабую звезду, то наблюдается только периодическое колебание положений одиночных линий. Этот способ используют в случае, когда компоненты двойной звезды очень близки между собой и их сложно идентифицировать при помощи телескопа как визуально-двойные звёзды. Двойные звёзды, определяемые с помощью спектроскопа и эффекта Доплера, называются спектрально- двойные.
Точно определить процентное соотношение двойных и одинарных звёзд в Галактике пока не представляется возможным. По данным теоретических разработок, можно предположить, что двойные звёзды составляют от 30% до 70% звёздного населения.
Zavr
Профессионал
11/6/2005, 6:01:00 PM
ПЕРЕМЕННЫЕ ЗВЕЗДЫ
На основании современных данных принято считать, что изменение блеска звезды происходит очень медленно, на протяжении миллионов (а то и миллиардов) лет. Поэтому на малых промежутках времени блеск звезды можно считать постоянным. Но существуют звезды, блеск которых изменяется (по астрономическим меркам) резко, иногда даже катастрофически. Такие звезды называют переменными.
На данный момент в нашей Галактике открыто свыше 30 000 переменных, которые подразделяют на группы по причинам переменности. В наиболее распространенной классификации все переменные разбиваются на три класса: 1) затменные переменные; 2) пульсирующие переменные; 3) эруптивные переменные.
ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ.
О них уже было сказано в справке по двойным звездам. Строго говоря, затменно-переменные звезды нельзя отнести к переменным, поскольку ни одна звезда из пары свой блеск не меняет – изменение видимого блеска происходит из-за затмения одной из звезд другой. Однако причина переменности была установлена много позже самого открытия таких звезд, и затменные двойные «оставили» («по традиции») в переменных, выделив в отдельный класс.
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ.
Причина переменности ясно указана в названии класса. Существует много подклассов пульсирующих переменных. Ниже даны основные из них. (Примечание: зачастую название подкласса дается по первой обнаруженной такой переменной)
1) Звезды типа δ Цефея (или долгопериодические цефеиды). Это переменные звезды высокой светимости, пульсирующие с периодами от 1 до 70 (по другим данным – 100) суток. Изменение в блеске от крайне малых величин до 6 раз.
2) Звезды типа Миры Кита. Гигантские красные или оранжевые переменные с периодом от 80 до 1000 суток. Изменение в блеске более, чем в 10 раз.
3) Полуправильные переменные. Красные гиганты и сверхгиганты. Периоды от 30 до 1000 суток, изменение блеска в 6 раз и менее.
4) Звезды типа RR Лиры (или короткопериодические цефеиды). Белые и бело-желтые гиганты. Периоды от 0,05 до 1,2 суток; изменения в блеске от 1,6 до 6 раз.
5) Медленные неправильные переменные. Красные или оранжевые гиганты и сверхгиганты. В изменении блеска этих звезд периодичность не прослеживается.
ЭРУПТИВНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ.
Изменение блеска этих звезд происходит в результате взрывного процесса (эрупции). Основные подклассы даны ниже.
1) Сверхновые звезды. О них стоит поговорить отдельно.
2) Новые звезды. Это тесные двойные системы из красной (или оранжевой) звезды и белого карлика. Вещество внешних слоев менее плотной звезды постепенно перетекает на белый карлик. В определенный момент в накопившемся на поверхности карлика веществе взрывообразно начинается термоядерная реакция, которая и приводит к вспышке. За период от 1 до 100 суток блеск звезды возрастает во много тысяч, а то и миллионов раз. За вспышкой следует медленное (в течение нескольких лет) возвращение к первоначальному блеску.
3) Звезды типа UV Кита. Это карликовые красные или оранжевые звезды, иногда испытывающие вспышки с увеличением блеска в 2,5-250 раз. За несколько секунд звезда достигает максимума блеска, а через несколько минут возвращается к исходному. Происходящее напоминает солнечную вспышку, только большей мощности.
4) Неправильные переменные. Голубые, бело-голубые и белые звезды. Предполагается, что это молодые звезды, находящиеся в стадии гравитационного сжатия.
На основании современных данных принято считать, что изменение блеска звезды происходит очень медленно, на протяжении миллионов (а то и миллиардов) лет. Поэтому на малых промежутках времени блеск звезды можно считать постоянным. Но существуют звезды, блеск которых изменяется (по астрономическим меркам) резко, иногда даже катастрофически. Такие звезды называют переменными.
На данный момент в нашей Галактике открыто свыше 30 000 переменных, которые подразделяют на группы по причинам переменности. В наиболее распространенной классификации все переменные разбиваются на три класса: 1) затменные переменные; 2) пульсирующие переменные; 3) эруптивные переменные.
ЗАТМЕННЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ.
О них уже было сказано в справке по двойным звездам. Строго говоря, затменно-переменные звезды нельзя отнести к переменным, поскольку ни одна звезда из пары свой блеск не меняет – изменение видимого блеска происходит из-за затмения одной из звезд другой. Однако причина переменности была установлена много позже самого открытия таких звезд, и затменные двойные «оставили» («по традиции») в переменных, выделив в отдельный класс.
ПУЛЬСИРУЮЩИЕ ПЕРЕМЕННЫЕ.
Причина переменности ясно указана в названии класса. Существует много подклассов пульсирующих переменных. Ниже даны основные из них. (Примечание: зачастую название подкласса дается по первой обнаруженной такой переменной)
1) Звезды типа δ Цефея (или долгопериодические цефеиды). Это переменные звезды высокой светимости, пульсирующие с периодами от 1 до 70 (по другим данным – 100) суток. Изменение в блеске от крайне малых величин до 6 раз.
2) Звезды типа Миры Кита. Гигантские красные или оранжевые переменные с периодом от 80 до 1000 суток. Изменение в блеске более, чем в 10 раз.
3) Полуправильные переменные. Красные гиганты и сверхгиганты. Периоды от 30 до 1000 суток, изменение блеска в 6 раз и менее.
4) Звезды типа RR Лиры (или короткопериодические цефеиды). Белые и бело-желтые гиганты. Периоды от 0,05 до 1,2 суток; изменения в блеске от 1,6 до 6 раз.
5) Медленные неправильные переменные. Красные или оранжевые гиганты и сверхгиганты. В изменении блеска этих звезд периодичность не прослеживается.
ЭРУПТИВНЫЕ ПЕРЕМЕННЫЕ.
Изменение блеска этих звезд происходит в результате взрывного процесса (эрупции). Основные подклассы даны ниже.
1) Сверхновые звезды. О них стоит поговорить отдельно.
2) Новые звезды. Это тесные двойные системы из красной (или оранжевой) звезды и белого карлика. Вещество внешних слоев менее плотной звезды постепенно перетекает на белый карлик. В определенный момент в накопившемся на поверхности карлика веществе взрывообразно начинается термоядерная реакция, которая и приводит к вспышке. За период от 1 до 100 суток блеск звезды возрастает во много тысяч, а то и миллионов раз. За вспышкой следует медленное (в течение нескольких лет) возвращение к первоначальному блеску.
3) Звезды типа UV Кита. Это карликовые красные или оранжевые звезды, иногда испытывающие вспышки с увеличением блеска в 2,5-250 раз. За несколько секунд звезда достигает максимума блеска, а через несколько минут возвращается к исходному. Происходящее напоминает солнечную вспышку, только большей мощности.
4) Неправильные переменные. Голубые, бело-голубые и белые звезды. Предполагается, что это молодые звезды, находящиеся в стадии гравитационного сжатия.
Zavr
Профессионал
11/6/2005, 6:04:35 PM
СХЕМА ВСПЫШКИ СВЕРХНОВОЙ.
В процессе термоядерного синтеза молекулярная масса вещества звезды и его прозрачность непрерывно меняются. В результате происходит непрерывная перестройка звезды: в каждый момент времени в звезде существует (и происходит в малых масштабах) тенденция к сжатию ядра и разбуханию оболочки.
По мере выгорания углерода и кислорода в центре звезды процесс сжатия ядра ускоряется, при этом потери энергии на излучение нейтрино становятся все более ощутимыми. В ядре же сверхновой перед вспышкой (при плотности порядка 10^7 г / куб.см и температуре в несколько млрд. К) нейтринные пары образуются в большом количестве и тут же свободно уходят из звезды. В связи с этим происходит охлаждение ядра, нарушается гидростатическое равновесие, и звезда стремиться сжаться, чтобы восстановить это равновесие. Но в процессе сжатия при все возрастающей температуре резко увеличивается и поток нейтринных пар. Это приводит к имплозии – «взрыву внутрь звезды» (продолжительность в несколько сотых долей секунды, при этом не менее 99% освободившейся энергии уносят нейтрино).
Сжатие прекращается, когда температура ядра достигает примерно 200 млрд. К, а плотность – 10^14 г / куб.см, в это же время в оболочке, окружающей ядро, происходит взрывная реакция выгорания кислорода и углерода. Благодаря этому формируется ударная волна, которая и увлекает за собой газ оболочки – что как раз и наблюдается как вспышка сверхновой.
Дальнейшая судьба ядра зависит от его «остаточной» массы: если масса ядра меньше 2,5 масс Солнца (предел Оппенгеймера – Волкова), то сжатие ядра в конечном итоге прекращается и образуется нейтронная звезда, если больше – то сжатие не прекращается, ядро проходит свой гравитационный радиус и образуется черная дыра.
В процессе термоядерного синтеза молекулярная масса вещества звезды и его прозрачность непрерывно меняются. В результате происходит непрерывная перестройка звезды: в каждый момент времени в звезде существует (и происходит в малых масштабах) тенденция к сжатию ядра и разбуханию оболочки.
По мере выгорания углерода и кислорода в центре звезды процесс сжатия ядра ускоряется, при этом потери энергии на излучение нейтрино становятся все более ощутимыми. В ядре же сверхновой перед вспышкой (при плотности порядка 10^7 г / куб.см и температуре в несколько млрд. К) нейтринные пары образуются в большом количестве и тут же свободно уходят из звезды. В связи с этим происходит охлаждение ядра, нарушается гидростатическое равновесие, и звезда стремиться сжаться, чтобы восстановить это равновесие. Но в процессе сжатия при все возрастающей температуре резко увеличивается и поток нейтринных пар. Это приводит к имплозии – «взрыву внутрь звезды» (продолжительность в несколько сотых долей секунды, при этом не менее 99% освободившейся энергии уносят нейтрино).
Сжатие прекращается, когда температура ядра достигает примерно 200 млрд. К, а плотность – 10^14 г / куб.см, в это же время в оболочке, окружающей ядро, происходит взрывная реакция выгорания кислорода и углерода. Благодаря этому формируется ударная волна, которая и увлекает за собой газ оболочки – что как раз и наблюдается как вспышка сверхновой.
Дальнейшая судьба ядра зависит от его «остаточной» массы: если масса ядра меньше 2,5 масс Солнца (предел Оппенгеймера – Волкова), то сжатие ядра в конечном итоге прекращается и образуется нейтронная звезда, если больше – то сжатие не прекращается, ядро проходит свой гравитационный радиус и образуется черная дыра.
Zavr
Профессионал
11/8/2005, 4:13:39 AM
КРУПНЫЕ ЕСТЕСТВЕННЫЕ СПУТНИКИ ПЛАНЕТ.
Примечание. R – радиус; m – масса; а – большая полуось орбиты (одновременно – среднее расстояние спутника от планеты); Т – период обращения вокруг планеты. Спутники даются в порядке удаления от планеты. «10^20» – «десять в двадцатой степени».
ЗЕМЛЯ.
Луна: R = 1738 км; m = 735 • 10^20 кг; а = 384,4 тыс.км; Т = 27,3 суток.
ЮПИТЕР.
Ио: R = 1815 км; m = 889,4 • 10^20 кг; а = 421,6 тыс.км; Т = 1,77 суток.
Европа: R = 1569 км; m = 479 • 10^20 кг; а = 670,9 тыс.км; Т = 3,55 суток.
Ганимед: R = 2631 км; m = 1482,3 • 10^20 кг; а = 1070 тыс.км; Т = 7,16 суток.
Каллисто: R = 2400 км; m = 1076,6 • 10^20 кг; а = 1883 тыс.км; Т = 16,69 суток.
САТУРН.
Тетис: R = 524 км; m = 7,55 • 10^20 кг; а = 294,7 тыс.км; Т = 1,89 суток.
Диона: R = 559 км; m = 10,52 • 10^20 кг; а = 377,4 тыс.км; Т = 2,74 суток.
Рея: R = 765 км; m = 24,9 • 10^20 кг; а = 527 тыс.км; Т = 4,52 суток.
Титан: R = 2375 км; m = 1345,7 • 10^20 кг; а = 1221,9 тыс.км; Т = 15,95 суток.
Япет: R = 718 км; m = 18,8 • 10^20 кг; а = 3561 тыс.км; Т = 79,3 суток.
УРАН.
Ариэль: R = 578 км; m = 13,5 • 10^20 кг; а = 190,9 тыс.км; Т = 2,52 суток.
Умбриэль: R = 587 км; m = 12,7 • 10^20 кг; а = 266,3 тыс.км; Т = 4,14 суток.
Титания: R = 789 км; m = 34,8 • 10^20 кг; а = 436,3 тыс.км; Т = 8,7 суток.
Оберон: R = 757 км; m = 29,2 • 10^20 кг; а = 582,4 тыс.км; Т = 13,46 суток.
НЕПТУН*.
Тритон: R = 2705 ± 6 км; m = (927 ± 427) • 10^20 кг; а = 354,6 тыс.км; Т = 5,9 суток.
Нереида: R = 340 ± 50 км; m = ? (предп. около 0,15 • 10^20 кг); а = 5511 тыс.км; Т = 360,1 суток.
ПЛУТОН.
Харон: R = 596 км; m = ? (предп. около 13 • 10^20 кг); а = 19,64 тыс.км; Т = 6,39 суток.
_________________________
*) Кроме указанных, у Нептуна существует спутник с радиусом около 400 км. Спутник обнаружен в 1989 году на фотографиях, полученных МПС Voyager-2.
Примечание. R – радиус; m – масса; а – большая полуось орбиты (одновременно – среднее расстояние спутника от планеты); Т – период обращения вокруг планеты. Спутники даются в порядке удаления от планеты. «10^20» – «десять в двадцатой степени».
ЗЕМЛЯ.
Луна: R = 1738 км; m = 735 • 10^20 кг; а = 384,4 тыс.км; Т = 27,3 суток.
ЮПИТЕР.
Ио: R = 1815 км; m = 889,4 • 10^20 кг; а = 421,6 тыс.км; Т = 1,77 суток.
Европа: R = 1569 км; m = 479 • 10^20 кг; а = 670,9 тыс.км; Т = 3,55 суток.
Ганимед: R = 2631 км; m = 1482,3 • 10^20 кг; а = 1070 тыс.км; Т = 7,16 суток.
Каллисто: R = 2400 км; m = 1076,6 • 10^20 кг; а = 1883 тыс.км; Т = 16,69 суток.
САТУРН.
Тетис: R = 524 км; m = 7,55 • 10^20 кг; а = 294,7 тыс.км; Т = 1,89 суток.
Диона: R = 559 км; m = 10,52 • 10^20 кг; а = 377,4 тыс.км; Т = 2,74 суток.
Рея: R = 765 км; m = 24,9 • 10^20 кг; а = 527 тыс.км; Т = 4,52 суток.
Титан: R = 2375 км; m = 1345,7 • 10^20 кг; а = 1221,9 тыс.км; Т = 15,95 суток.
Япет: R = 718 км; m = 18,8 • 10^20 кг; а = 3561 тыс.км; Т = 79,3 суток.
УРАН.
Ариэль: R = 578 км; m = 13,5 • 10^20 кг; а = 190,9 тыс.км; Т = 2,52 суток.
Умбриэль: R = 587 км; m = 12,7 • 10^20 кг; а = 266,3 тыс.км; Т = 4,14 суток.
Титания: R = 789 км; m = 34,8 • 10^20 кг; а = 436,3 тыс.км; Т = 8,7 суток.
Оберон: R = 757 км; m = 29,2 • 10^20 кг; а = 582,4 тыс.км; Т = 13,46 суток.
НЕПТУН*.
Тритон: R = 2705 ± 6 км; m = (927 ± 427) • 10^20 кг; а = 354,6 тыс.км; Т = 5,9 суток.
Нереида: R = 340 ± 50 км; m = ? (предп. около 0,15 • 10^20 кг); а = 5511 тыс.км; Т = 360,1 суток.
ПЛУТОН.
Харон: R = 596 км; m = ? (предп. около 13 • 10^20 кг); а = 19,64 тыс.км; Т = 6,39 суток.
_________________________
*) Кроме указанных, у Нептуна существует спутник с радиусом около 400 км. Спутник обнаружен в 1989 году на фотографиях, полученных МПС Voyager-2.
Zavr
Профессионал
11/9/2005, 5:13:56 AM
ОСНОВНАЯ ГИПОТЕЗА ОБРАЗОВАНИЯ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ.
Предполагается, что около 5 млрд. лет назад в протяженном газо-пылевом облаке, пронизанном магнитными силовыми линиями, образовалось сгущение – протосолнце, которое медленно сжималось. Другая часть облака (с массой примерно в 10 раз меньшей) вращалось вокруг него. В результате столкновений атомов, молекул и частиц пыли туманность медленно сплющивалась и разогревалась. Так вокруг протосолнца образовался протяженный газо-пылевой диск, в значительной части которого происходило интенсивное (конвективно-турбулентное) перемешивание вещества. Это благоприятствовало быстрому переносу энергии, освобождающейся при гравитационном сжатии облака, «на бесконечность», в результате – газо-пылевой диск существенно охлаждался.
Под действием солнечного ветра, мощного ультрафиолетового излучения Солнца, а также светового давления легкие элементы (прежде всего водород и гелий) «выметались» из близких окрестностей Солнца. И, наоборот, давление света тормозило пылевые частицы, они теряли свой орбитальный момент количества движения и приближались к Солнцу. В конечном итоге это все и привело к существенному различию в химическом составе планет и их разделению на две группы.
После достижения «критической» плотности диск стал распадаться на отдельные сгущения. Далее в результате взаимных столкновений происходило слипание отдельных пылинок и образование твердых тел (планетезималей). По современным оценкам на расстоянии Земли от Солнца процесс образования планетезималей длился около 10 тыс. лет и около 1млн. лет – на расстоянии Юпитера*. Масса планетезималей в области планет земной группы была значительно меньше, чем в области планет-гигантов.
В результате столкновений планетезималей происходил рост одних и дробление других. Со временем орбиты крупнейших из них приближались к круговым, а сами они превращались в «зародыши» планет, объединяя все окружающее вещество**. Согласно расчетам, рост Земли до современных размеров продолжался около 100 млн. лет.
На ранней стадии развития протоземля была окружена облаком небольших спутников, радиус которых достигал 100 км. Со временем из них на расстоянии около 60 тыс. км сформировалась Луна***. Одновременно началось ее медленное удаление от Земли, которое продолжается и теперь.
________________________
*) Все это время Солнце проявляло очень высокую активность. При мощных вспышках оно выбрасывало потоки высокоэнергичных частиц, при столкновении которых с веществом протопланетного облака происходили ядерные реакции. Этим объясняется значительно бОльшее количество лития, бериллия и других легких элементов в земной коре и метеоритах, чем в атмосфере Солнца.
**) Гравитационное влияние протоюпитера не позволило образоваться планете там, где сейчас находится пояс астероидов.
***) По-видимому, сходным образом сформировались все крупные спутники планет.
Предполагается, что около 5 млрд. лет назад в протяженном газо-пылевом облаке, пронизанном магнитными силовыми линиями, образовалось сгущение – протосолнце, которое медленно сжималось. Другая часть облака (с массой примерно в 10 раз меньшей) вращалось вокруг него. В результате столкновений атомов, молекул и частиц пыли туманность медленно сплющивалась и разогревалась. Так вокруг протосолнца образовался протяженный газо-пылевой диск, в значительной части которого происходило интенсивное (конвективно-турбулентное) перемешивание вещества. Это благоприятствовало быстрому переносу энергии, освобождающейся при гравитационном сжатии облака, «на бесконечность», в результате – газо-пылевой диск существенно охлаждался.
Под действием солнечного ветра, мощного ультрафиолетового излучения Солнца, а также светового давления легкие элементы (прежде всего водород и гелий) «выметались» из близких окрестностей Солнца. И, наоборот, давление света тормозило пылевые частицы, они теряли свой орбитальный момент количества движения и приближались к Солнцу. В конечном итоге это все и привело к существенному различию в химическом составе планет и их разделению на две группы.
После достижения «критической» плотности диск стал распадаться на отдельные сгущения. Далее в результате взаимных столкновений происходило слипание отдельных пылинок и образование твердых тел (планетезималей). По современным оценкам на расстоянии Земли от Солнца процесс образования планетезималей длился около 10 тыс. лет и около 1млн. лет – на расстоянии Юпитера*. Масса планетезималей в области планет земной группы была значительно меньше, чем в области планет-гигантов.
В результате столкновений планетезималей происходил рост одних и дробление других. Со временем орбиты крупнейших из них приближались к круговым, а сами они превращались в «зародыши» планет, объединяя все окружающее вещество**. Согласно расчетам, рост Земли до современных размеров продолжался около 100 млн. лет.
На ранней стадии развития протоземля была окружена облаком небольших спутников, радиус которых достигал 100 км. Со временем из них на расстоянии около 60 тыс. км сформировалась Луна***. Одновременно началось ее медленное удаление от Земли, которое продолжается и теперь.
________________________
*) Все это время Солнце проявляло очень высокую активность. При мощных вспышках оно выбрасывало потоки высокоэнергичных частиц, при столкновении которых с веществом протопланетного облака происходили ядерные реакции. Этим объясняется значительно бОльшее количество лития, бериллия и других легких элементов в земной коре и метеоритах, чем в атмосфере Солнца.
**) Гравитационное влияние протоюпитера не позволило образоваться планете там, где сейчас находится пояс астероидов.
***) По-видимому, сходным образом сформировались все крупные спутники планет.
Zavr
Профессионал
11/10/2005, 4:49:42 AM
ГАЛИЛЕЕВЫ СПУТНИКИ ЮПИТЕРА
ГАНИМЕД, спутник Юпитера, открыт Г. Галилеем (1610г), расстояние от Юпитера 1,07 млн. км, диаметр 5262 км. Один из четырех галилеевых спутников Юпитера (номер III) и самый большой естественный спутник в Солнечной системе (по размеру второй с диаметром 5150 км спутник Сатурна -Титан). Оба больше планеты Меркурий, диаметр которой равен 4878 км. Ганимед своим статусом "самой большой луны" обязан толстой мантии льда, которая покрывает его внутренние слои из скальных пород.
Первые изображения Ганимеда с высоким разрешением были получены "Вояджером-1" и "Вояджером-2". Фотографии, показывающие еще более мелкие детали, были сделаны "Галилео". На спутнике имеется несколько различных типов поверхности: темные области, которые сплошь покрыты кратерами, и более светлые изрытые области, которые составляют около 60% сфотографированной поверхности. Судя по изображениям темных областей, полученным "Галилео", они представляют собой участки поверхности, сильно измененные различными сдвиговыми и сбросовыми процессами. "Галилео" выявил также множество маленьких кратеров в областях с более мелкой структурой поверхности.
Одним из наиболее значительных открытий, сделанных во время полета "Галилео", было обнаружение у Ганимеда магнитного поля, которое у поверхности сильнее, чем поля Меркурия, Венеры или Марса. Данные, полученные "Галилео", а также наличие у Ганимеда магнитного поля, позволяют предположить, что этот спутник имеет богатое железом расплавленное ядро. Общая плотность Ганимеда примерно вдвое превышает плотность воды. Возможно, что его ядро окружено твердой мантией, покрытой толстым слоем льда инея и воды (по изученным снимкам, сделанных в 70-е годы межпланетными станциями "Voyager-1" и "Voyager-2", а также информации с борта зонда "Galileo").
Твердые ядра Ганимеда и Каллисто, вероятно, близки по своим размерам к двум другим галилеевым лунам Юпитера - Ио (3630 км) и Европе (3138 км).
ГАНИМЕД, спутник Юпитера, открыт Г. Галилеем (1610г), расстояние от Юпитера 1,07 млн. км, диаметр 5262 км. Один из четырех галилеевых спутников Юпитера (номер III) и самый большой естественный спутник в Солнечной системе (по размеру второй с диаметром 5150 км спутник Сатурна -Титан). Оба больше планеты Меркурий, диаметр которой равен 4878 км. Ганимед своим статусом "самой большой луны" обязан толстой мантии льда, которая покрывает его внутренние слои из скальных пород.
Первые изображения Ганимеда с высоким разрешением были получены "Вояджером-1" и "Вояджером-2". Фотографии, показывающие еще более мелкие детали, были сделаны "Галилео". На спутнике имеется несколько различных типов поверхности: темные области, которые сплошь покрыты кратерами, и более светлые изрытые области, которые составляют около 60% сфотографированной поверхности. Судя по изображениям темных областей, полученным "Галилео", они представляют собой участки поверхности, сильно измененные различными сдвиговыми и сбросовыми процессами. "Галилео" выявил также множество маленьких кратеров в областях с более мелкой структурой поверхности.
Одним из наиболее значительных открытий, сделанных во время полета "Галилео", было обнаружение у Ганимеда магнитного поля, которое у поверхности сильнее, чем поля Меркурия, Венеры или Марса. Данные, полученные "Галилео", а также наличие у Ганимеда магнитного поля, позволяют предположить, что этот спутник имеет богатое железом расплавленное ядро. Общая плотность Ганимеда примерно вдвое превышает плотность воды. Возможно, что его ядро окружено твердой мантией, покрытой толстым слоем льда инея и воды (по изученным снимкам, сделанных в 70-е годы межпланетными станциями "Voyager-1" и "Voyager-2", а также информации с борта зонда "Galileo").
Твердые ядра Ганимеда и Каллисто, вероятно, близки по своим размерам к двум другим галилеевым лунам Юпитера - Ио (3630 км) и Европе (3138 км).
Zavr
Профессионал
11/10/2005, 4:54:31 AM
ГАЛИЛЕЕВЫ СПУТНИКИ ЮПИТЕРА
ЕВРОПА. Один из четырех больших галилеевых спутников Юпитера (номер II). Расстояние от Юпитера 671 тыс. км, диаметр 3140 км. Имеет атмосферу. Сидерический период обращения 3 сут 13 ч 18 мин.
Изображения, полученные АМС "Вояджер", показали яркую отражающую поверхность, пересеченную сложной сетью темных линий. На изображениях с "Галилео" виден запутанный лабиринт прямых и изогнутых углублений и полос. Небольшое количество кратеров свидетельствует о том, что после образования спутника его кора претерпела значительные изменения. У Европы отражательная способность велика, а перепад высот на ней составляет всего лишь около 10 м. Кроме того, на Европе нет кратеров более 10 км в диаметре, но имеется много длинных (200-300 км) неглубоких борозд, что связано с особенностями приповерхностного покрова. Высказываются предположения, что тонкая внешняя ледяная корка покрывает океан жидкой воды или мантию из твердых пород и ледяного крошева. Приливных сил, вызванных Юпитером, могло бы хватить, чтобы поднять температуру льда в мантии Европы выше точки замерзания.
ЕВРОПА. Один из четырех больших галилеевых спутников Юпитера (номер II). Расстояние от Юпитера 671 тыс. км, диаметр 3140 км. Имеет атмосферу. Сидерический период обращения 3 сут 13 ч 18 мин.
Изображения, полученные АМС "Вояджер", показали яркую отражающую поверхность, пересеченную сложной сетью темных линий. На изображениях с "Галилео" виден запутанный лабиринт прямых и изогнутых углублений и полос. Небольшое количество кратеров свидетельствует о том, что после образования спутника его кора претерпела значительные изменения. У Европы отражательная способность велика, а перепад высот на ней составляет всего лишь около 10 м. Кроме того, на Европе нет кратеров более 10 км в диаметре, но имеется много длинных (200-300 км) неглубоких борозд, что связано с особенностями приповерхностного покрова. Высказываются предположения, что тонкая внешняя ледяная корка покрывает океан жидкой воды или мантию из твердых пород и ледяного крошева. Приливных сил, вызванных Юпитером, могло бы хватить, чтобы поднять температуру льда в мантии Европы выше точки замерзания.
Zavr
Профессионал
11/10/2005, 4:57:21 AM
ГАЛИЛЕЕВЫ СПУТНИКИ ЮПИТЕРА
ИО. Один из четырех галилеевых спутников Юпитера (номер I), самый близкий к планете и, возможно, наиболее интересный. Расстояние от Юпитера 422 тыс. км, сидерический период обращения 1 сут 18 ч 28 мин, диаметр 3630 км (один из крупнейших спутников планет), мощные проявления вулканизма, имеет атмосферу.
Первый из галилеевских спутников, Ио, по размерам превосходит Луну. Имеет атмосферу и ионосферу, состоящую, в основном, из ионов серы и натрия. Температура у поверхности Ио около -120° С на экваторе (кроме вулканических областей) и еще на 50° ниже у полюсов. Относительная не многочисленность ударных кратеров крупнее 1-2 км позволяет считать поверхность Ио сравнительно молодой (менее 1млн. лет).Поверхность Ио яркая и многоцветная, зеленовато-желтая с оранжевыми и белыми пятнами. На изображениях Ио, переданных с "Вояджера-1", было обнаружено восемь активных эруптивных центров. Шесть из них все еще были активны, когда четырьмя месяцами позже к Ио приблизился "Вояджер-2". Непрерывный контроль наземных обсерваторий, а также сравнение изображений, полученных "Вояджерами" и "Галилео", подтверждает высокий уровень эруптивной деятельности на Ио. Эруптивные центры на снимках видны как темные пятна. Многие из них окружены круглыми "гало" изверженного вещества; можно видеть и потоки лавы. Цвет коры спутника объясняется наличием серы и твердого серного диоксида. Не обнаружено никаких ударных кратеров; кратеры, которые образовались в ранней истории Ио, давно скрыты веществом, выброшенным в ходе эруптивных процессов.
Ио - единственное (кроме Земли) тело в Солнечной системе, которое определенно является вулканически активным, хотя вероятные следы такой деятельности можно увидеть на Тритоне и Энцеладе. Вулканическую активность может иметь и Венера. Эруптивные процессы на Ио были предсказаны с учетом сильного приливного воздействия, которое Юпитер оказывает на внутреннюю структуру Ио. Размеры вулканических кратеров достигают сотни километров, превосходя земные в десятки и даже сотни раз, хотя высота вулканов сравнительна невелика. Только в полярных областях Ио есть вулканы высотой около 10 км. Выбросы серы из вулканов вздымаются на высоту до 250 км. По мнению ряда исследователей, под тонкой твердой поверхностной коркой спутника, засыпанной слоем серы и ее диоксида, может находиться жидкая сера. Спутник окружен тонкой атмосферой диоксида серы. Кроме того, кольцо электрически заряженных частиц - плазменный тор вокруг Юпитера, захватывает и орбиту Ио. Данные "Галилео" указывают на то, что Ио имеет металлическое электропроводящее ядро. Новый действующий вулкан на Ио обнаружен по снимкам, переданные на Землю с борта межпланетного зонда "Galileo" в августе 2001г. Вулкан находится в северном полушарии Ио. Выброс газа и пепла поднимается на высоту 500 км. Это гораздо выше, чем все ранее зафиксированные извержения. За предыдущий период наблюдений "Galileo" не "видел" никаких признаков активности в этом районе поверхности. Инфракрасные снимки, полученные в 2001 году "Galileo", позволили открыть 13 новых действующих вулканов на поверхности Ио. Тем самым их общее число, известное нам, достигло 120, причем 74 из них были открыты с помощью "Galileo".
ИО. Один из четырех галилеевых спутников Юпитера (номер I), самый близкий к планете и, возможно, наиболее интересный. Расстояние от Юпитера 422 тыс. км, сидерический период обращения 1 сут 18 ч 28 мин, диаметр 3630 км (один из крупнейших спутников планет), мощные проявления вулканизма, имеет атмосферу.
Первый из галилеевских спутников, Ио, по размерам превосходит Луну. Имеет атмосферу и ионосферу, состоящую, в основном, из ионов серы и натрия. Температура у поверхности Ио около -120° С на экваторе (кроме вулканических областей) и еще на 50° ниже у полюсов. Относительная не многочисленность ударных кратеров крупнее 1-2 км позволяет считать поверхность Ио сравнительно молодой (менее 1млн. лет).Поверхность Ио яркая и многоцветная, зеленовато-желтая с оранжевыми и белыми пятнами. На изображениях Ио, переданных с "Вояджера-1", было обнаружено восемь активных эруптивных центров. Шесть из них все еще были активны, когда четырьмя месяцами позже к Ио приблизился "Вояджер-2". Непрерывный контроль наземных обсерваторий, а также сравнение изображений, полученных "Вояджерами" и "Галилео", подтверждает высокий уровень эруптивной деятельности на Ио. Эруптивные центры на снимках видны как темные пятна. Многие из них окружены круглыми "гало" изверженного вещества; можно видеть и потоки лавы. Цвет коры спутника объясняется наличием серы и твердого серного диоксида. Не обнаружено никаких ударных кратеров; кратеры, которые образовались в ранней истории Ио, давно скрыты веществом, выброшенным в ходе эруптивных процессов.
Ио - единственное (кроме Земли) тело в Солнечной системе, которое определенно является вулканически активным, хотя вероятные следы такой деятельности можно увидеть на Тритоне и Энцеладе. Вулканическую активность может иметь и Венера. Эруптивные процессы на Ио были предсказаны с учетом сильного приливного воздействия, которое Юпитер оказывает на внутреннюю структуру Ио. Размеры вулканических кратеров достигают сотни километров, превосходя земные в десятки и даже сотни раз, хотя высота вулканов сравнительна невелика. Только в полярных областях Ио есть вулканы высотой около 10 км. Выбросы серы из вулканов вздымаются на высоту до 250 км. По мнению ряда исследователей, под тонкой твердой поверхностной коркой спутника, засыпанной слоем серы и ее диоксида, может находиться жидкая сера. Спутник окружен тонкой атмосферой диоксида серы. Кроме того, кольцо электрически заряженных частиц - плазменный тор вокруг Юпитера, захватывает и орбиту Ио. Данные "Галилео" указывают на то, что Ио имеет металлическое электропроводящее ядро. Новый действующий вулкан на Ио обнаружен по снимкам, переданные на Землю с борта межпланетного зонда "Galileo" в августе 2001г. Вулкан находится в северном полушарии Ио. Выброс газа и пепла поднимается на высоту 500 км. Это гораздо выше, чем все ранее зафиксированные извержения. За предыдущий период наблюдений "Galileo" не "видел" никаких признаков активности в этом районе поверхности. Инфракрасные снимки, полученные в 2001 году "Galileo", позволили открыть 13 новых действующих вулканов на поверхности Ио. Тем самым их общее число, известное нам, достигло 120, причем 74 из них были открыты с помощью "Galileo".
Zavr
Профессионал
11/10/2005, 5:05:50 AM
ГАЛИЛЕЕВЫ СПУТНИКИ ЮПИТЕРА
КАЛЛИСТО. Один из четырех больших галилеевых спутников Юпитера (номер IV), открытый Г. Галилеем в 1610 г. Расстояние от Юпитера 1,88 млн. км, сидерический период обращения 16 сут 16 ч 32 мин, диаметр 4800 км (один из крупнейших спутников планет), имеет атмосферу.
Это самый темный, а также наименее плотный из галилеевых спутников, что позволяет предположить высокое содержание воды, хотя детальные изображения поверхности, полученные “Галилео”, указывают, что на нем находится больше камней и пыли, чем предполагалось ранее. На фотографиях, сделанных “Вояджером”и “Галилео”, видно, что поверхность сплошь покрыта кратерами, но имеет мало несглаженных структур. Наиболее заметная поверхностная особенность - мульти-кольцевая структура, называемая Вальхалла, которая состоит из центральной яркой зоны 600 км в поперечнике, окруженной пятнадцатью концентрическими кольцами с интервалом от 20 до 100 км. Радиус внешнего кольца - 1500 км. Эта деталь возникла в результате ударного воздействия, но не имеет выраженного рельефа из-за того, что в момент ударного воздействия кора спутника была еще достаточно пластична. Таким образом, кольцевая структура по сути представляет собой "рябь" на поверхности спутника. Было обнаружено еще по крайней мере семь других мульти-кольцевых структур.
КАЛЛИСТО. Один из четырех больших галилеевых спутников Юпитера (номер IV), открытый Г. Галилеем в 1610 г. Расстояние от Юпитера 1,88 млн. км, сидерический период обращения 16 сут 16 ч 32 мин, диаметр 4800 км (один из крупнейших спутников планет), имеет атмосферу.
Это самый темный, а также наименее плотный из галилеевых спутников, что позволяет предположить высокое содержание воды, хотя детальные изображения поверхности, полученные “Галилео”, указывают, что на нем находится больше камней и пыли, чем предполагалось ранее. На фотографиях, сделанных “Вояджером”и “Галилео”, видно, что поверхность сплошь покрыта кратерами, но имеет мало несглаженных структур. Наиболее заметная поверхностная особенность - мульти-кольцевая структура, называемая Вальхалла, которая состоит из центральной яркой зоны 600 км в поперечнике, окруженной пятнадцатью концентрическими кольцами с интервалом от 20 до 100 км. Радиус внешнего кольца - 1500 км. Эта деталь возникла в результате ударного воздействия, но не имеет выраженного рельефа из-за того, что в момент ударного воздействия кора спутника была еще достаточно пластична. Таким образом, кольцевая структура по сути представляет собой "рябь" на поверхности спутника. Было обнаружено еще по крайней мере семь других мульти-кольцевых структур.
Zavr
Профессионал
11/11/2005, 6:36:12 AM
КРУПНЫЕ СПУТНИКИ САТУРНА
Тетис (Тефия) — один из самых больших и близких к планете спутников. Поверхность спутника очень светлая, альбедо 0,8. Фотографии Тетиса, полученные от "Вояджера 2", показали большой гладкий кратер с треть диаметра самого спутника, названный Одиссеем (диаметр 400 км, глубина 16 км). Но еще раньше, уже после первой съемки сообщалось о гигантском разломе, протяженностью 2 000 км - три четверти длины экватора спутника! О происхождении расщелины существуют несколько гипотез, в том числе и предполагающая такой период в истории Тетиса, когда она была жидкой. При замерзании могла образоваться расщелина - спутник состоит, в основном, из водяного льда.
Поверхность Тетиса, подобно другим спутникам Сатурна, усеяна метеоритными кратерами. Специалисты указывают на следы ранней, очень древней активности, когда недра этого ледяного спутника замерзали и расширялись, ломая кору. В этих процессах поверхность Тетиса увеличилась примерно на 10%.
Тетис обладает еще одной интересной особенностью - это единственный спутник в Солнечной системе, имеющий два маленьких (диаметром 20 км) коорбитальных спутника (Телесто и Калипсо), т.е. таких, которые движутся по той же орбите, один впереди на 60º, другой позади на 60º.
Тетис (Тефия) — один из самых больших и близких к планете спутников. Поверхность спутника очень светлая, альбедо 0,8. Фотографии Тетиса, полученные от "Вояджера 2", показали большой гладкий кратер с треть диаметра самого спутника, названный Одиссеем (диаметр 400 км, глубина 16 км). Но еще раньше, уже после первой съемки сообщалось о гигантском разломе, протяженностью 2 000 км - три четверти длины экватора спутника! О происхождении расщелины существуют несколько гипотез, в том числе и предполагающая такой период в истории Тетиса, когда она была жидкой. При замерзании могла образоваться расщелина - спутник состоит, в основном, из водяного льда.
Поверхность Тетиса, подобно другим спутникам Сатурна, усеяна метеоритными кратерами. Специалисты указывают на следы ранней, очень древней активности, когда недра этого ледяного спутника замерзали и расширялись, ломая кору. В этих процессах поверхность Тетиса увеличилась примерно на 10%.
Тетис обладает еще одной интересной особенностью - это единственный спутник в Солнечной системе, имеющий два маленьких (диаметром 20 км) коорбитальных спутника (Телесто и Калипсо), т.е. таких, которые движутся по той же орбите, один впереди на 60º, другой позади на 60º.
Zavr
Профессионал
11/11/2005, 6:37:06 AM
КРУПНЫЕ СПУТНИКИ САТУРНА
Незначительно больше по размерам следующий спутник — Диона. Диона похожа на Тетис и имеет один маленький коорбитальный спутник Елену, на 60º впереди себя. Открыта, как и Тетис, в 1684 Дж. Кассини. Диона испещрена кратерами, а также имеет моря и долины, которые являются геологическими разломами или трещинами в ледяной поверхности. Диаметр наибольшего кратера — около 100 км. Диона имеет яркие, тонкие полосы, которые выделяются на фоне относительно тёмной поверхности. Эти образования предположительно, состоят изо льда, заполняющего разломы в коре спутников.
Плотность Дионы немного выше, чем у воды, что указывает опять-таки на ледяной (с примесью силикатов) состав. Отражательные свойства спутника на светлых участках близки к 100%. (Кстати, именно это свойство спутников Сатурна облегчает их наблюдение наземными средствами.)
Незначительно больше по размерам следующий спутник — Диона. Диона похожа на Тетис и имеет один маленький коорбитальный спутник Елену, на 60º впереди себя. Открыта, как и Тетис, в 1684 Дж. Кассини. Диона испещрена кратерами, а также имеет моря и долины, которые являются геологическими разломами или трещинами в ледяной поверхности. Диаметр наибольшего кратера — около 100 км. Диона имеет яркие, тонкие полосы, которые выделяются на фоне относительно тёмной поверхности. Эти образования предположительно, состоят изо льда, заполняющего разломы в коре спутников.
Плотность Дионы немного выше, чем у воды, что указывает опять-таки на ледяной (с примесью силикатов) состав. Отражательные свойства спутника на светлых участках близки к 100%. (Кстати, именно это свойство спутников Сатурна облегчает их наблюдение наземными средствами.)
Zavr
Профессионал
11/11/2005, 6:38:00 AM
КРУПНЫЕ СПУТНИКИ САТУРНА
Рея, второй по величине спутник Сатурна после Титана. Поверхность Реи (сплошь усеянная кратерами), является очень старой. Он состоит, в основном, из льда, но имеет небольшое каменное ядро. Периоды вращения Реи вокруг оси и обращения вокруг Сатурна совпадают (как у земной Луны), поэтому одной стороной спутник всегда обращён к Сатурну. Видимая при наблюдениях с Сатурна сторона Реи отличается от "невидимой", в частности, тем, что она гораздо более сильно изрезана кратерами. Самый крупный из кратеров имеет поперечник около 500 км. Подобно многим льдистым мирам, она покрыта яркими полосами и тёмными пятнами. Как и у Дионы, эти выделяющиеся на фоне относительно тёмной поверхности полосы, связаны со столкновениями, которые выбивают куски льда с нижней поверхности. Главная особенность Реи - то, что даже более тёмные области всё ёще отражают приблизительно 50 % падающего света.
Рея, второй по величине спутник Сатурна после Титана. Поверхность Реи (сплошь усеянная кратерами), является очень старой. Он состоит, в основном, из льда, но имеет небольшое каменное ядро. Периоды вращения Реи вокруг оси и обращения вокруг Сатурна совпадают (как у земной Луны), поэтому одной стороной спутник всегда обращён к Сатурну. Видимая при наблюдениях с Сатурна сторона Реи отличается от "невидимой", в частности, тем, что она гораздо более сильно изрезана кратерами. Самый крупный из кратеров имеет поперечник около 500 км. Подобно многим льдистым мирам, она покрыта яркими полосами и тёмными пятнами. Как и у Дионы, эти выделяющиеся на фоне относительно тёмной поверхности полосы, связаны со столкновениями, которые выбивают куски льда с нижней поверхности. Главная особенность Реи - то, что даже более тёмные области всё ёще отражают приблизительно 50 % падающего света.
Zavr
Профессионал
11/11/2005, 6:38:55 AM
КРУПНЫЕ СПУТНИКИ САТУРНА
Титан - второй по величине спутник в Солнечной системе и самый крупный спутник Сатурна. Открыт в 1655 г. Гюйгенсом. Больше него только Ганимед - спутник Юпитера. В Титане заключено больше 95% массы всей сатурнианской системы спутников. Титан даже больше Меркурия, но значительно уступает последнему по массе, т.к. плотность Титана только 1,88 г/ куб.см (все другие спутники Сатурна имеют меньшую плотность).
Титан уникален тем, что обладает мощной (толщиной до 200 км) атмосферой с несколькими слоями облаков. Это единственный спутник в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в телескоп. Его атмосфера состоит, в основном, из азота с примесью метана и аргона и имеет красно-коричневый цвет. Давление на поверхности спутника больше, чем на Земле - 1,6 атм.
Титан - один из трёх планетных спутников с собственной атмосферой (другие два - Ио и Тритон), но при этом он единственный спутник с достаточно плотной и устойчивой атмосферой. Оценка состава атмосферы такова: азот – примерно 85%, аргон – около 12 %, метан – менее 3%. Температура верхних слоев атмосферы Титана близка к 150 К, в то время как температура поверхности составляет 94 К. При господствующих на Титане температурах возможно образование метановых облаков и выпадение осадков в виде метановых дождей. Не менее интересно, что спектроскопические измерения атмосферы Титана позволили отождествить по крайней мере 10 органических компонентов.
Внутреннее строение Титана похоже на строение юпитерианских спутников Ганимед и Каллисто, т.е. у него есть каменистое ядро радиусом 1700 км, содержащее 55% общей массы спутника. Ядро покрыто жидкой оболочкой из гидратов аммиака и метана, над которой располагается ледяная кора. Были даже высказаны предположения об озерах или морях жидкого метана на поверхности спутника, но эти предположения встречают много трудностей, хотя и были очень популярными сразу после первых космических исследований Титана. Тем не менее, недавно выполненные работы показали, что наиболее распространенным углеводородом на Титане должен быть этан, а океан, если он существует, может состоять на 70% из этана, на 25% из метана и растворенного в них азота (около 5%). Глубина такого океана может достигать 1 км, а ниже должен находиться слой жидкого ацетилена глубиной до 300 м.
Титан - второй по величине спутник в Солнечной системе и самый крупный спутник Сатурна. Открыт в 1655 г. Гюйгенсом. Больше него только Ганимед - спутник Юпитера. В Титане заключено больше 95% массы всей сатурнианской системы спутников. Титан даже больше Меркурия, но значительно уступает последнему по массе, т.к. плотность Титана только 1,88 г/ куб.см (все другие спутники Сатурна имеют меньшую плотность).
Титан уникален тем, что обладает мощной (толщиной до 200 км) атмосферой с несколькими слоями облаков. Это единственный спутник в Солнечной системе, поверхность которого невозможно наблюдать в телескоп. Его атмосфера состоит, в основном, из азота с примесью метана и аргона и имеет красно-коричневый цвет. Давление на поверхности спутника больше, чем на Земле - 1,6 атм.
Титан - один из трёх планетных спутников с собственной атмосферой (другие два - Ио и Тритон), но при этом он единственный спутник с достаточно плотной и устойчивой атмосферой. Оценка состава атмосферы такова: азот – примерно 85%, аргон – около 12 %, метан – менее 3%. Температура верхних слоев атмосферы Титана близка к 150 К, в то время как температура поверхности составляет 94 К. При господствующих на Титане температурах возможно образование метановых облаков и выпадение осадков в виде метановых дождей. Не менее интересно, что спектроскопические измерения атмосферы Титана позволили отождествить по крайней мере 10 органических компонентов.
Внутреннее строение Титана похоже на строение юпитерианских спутников Ганимед и Каллисто, т.е. у него есть каменистое ядро радиусом 1700 км, содержащее 55% общей массы спутника. Ядро покрыто жидкой оболочкой из гидратов аммиака и метана, над которой располагается ледяная кора. Были даже высказаны предположения об озерах или морях жидкого метана на поверхности спутника, но эти предположения встречают много трудностей, хотя и были очень популярными сразу после первых космических исследований Титана. Тем не менее, недавно выполненные работы показали, что наиболее распространенным углеводородом на Титане должен быть этан, а океан, если он существует, может состоять на 70% из этана, на 25% из метана и растворенного в них азота (около 5%). Глубина такого океана может достигать 1 км, а ниже должен находиться слой жидкого ацетилена глубиной до 300 м.
Zavr
Профессионал
11/11/2005, 6:39:44 AM
КРУПНЫЕ СПУТНИКИ САТУРНА
Япет, третий по размерам среди спутников Сатурна. Плотность метеоритных кратеров на нем весьма высока, и в этом отношении Япет напоминает Рею.
Япет известен неоднородной по яркости поверхностью. Спутник, подобно Луне с Землей, повернут всегда одной стороной к Сатурну, так, что и по орбите он движется только одной стороной вперед, которая в 10 раз темнее, чем сторона противоположная. Скорее всего, природа различий в отражательных. свойствах его поверхности как-то связана с движением Япета. Предполагалось, например, что выброс паров воды и последующая конденсация инея проходили на обеих сторонах спутника, но затем взаимодействие с плазмосферой Сатурна постепенно удалило иней с передней его стороны. Но могло быть и наоборот: темная передняя сторона постоянно собирала заряженные частицы, которые вызывали постепенное потемнение материала. В последнее время стала популярной гипотеза о том, что передняя сторона Япета «загрязнена» пылью. При соударениях легкие материалы испаряются, а темные тяжелые остаются на поверхности.
Япет, третий по размерам среди спутников Сатурна. Плотность метеоритных кратеров на нем весьма высока, и в этом отношении Япет напоминает Рею.
Япет известен неоднородной по яркости поверхностью. Спутник, подобно Луне с Землей, повернут всегда одной стороной к Сатурну, так, что и по орбите он движется только одной стороной вперед, которая в 10 раз темнее, чем сторона противоположная. Скорее всего, природа различий в отражательных. свойствах его поверхности как-то связана с движением Япета. Предполагалось, например, что выброс паров воды и последующая конденсация инея проходили на обеих сторонах спутника, но затем взаимодействие с плазмосферой Сатурна постепенно удалило иней с передней его стороны. Но могло быть и наоборот: темная передняя сторона постоянно собирала заряженные частицы, которые вызывали постепенное потемнение материала. В последнее время стала популярной гипотеза о том, что передняя сторона Япета «загрязнена» пылью. При соударениях легкие материалы испаряются, а темные тяжелые остаются на поверхности.
Zavr
Профессионал
11/19/2005, 4:00:36 AM
АСТЕРОИДЫ
Астероиды — малые планетоподобные небесные тела, чаще всего неправильной формы, имеющие средний диаметр от нескольких метров до тысячи километров. Между ними и метеорными телами нет четкого различия. Количество подобных тел в Солнечной системе тем больше, чем они сами меньше. Многие ученые полагают, что большинство метеорных тел являются осколками астероидов. Свое название астероиды получили за сходство со звездами при наблюдении в телескоп. Будучи крохотными, астероиды кажутся, как и звезды, точками.
До последнего времени считалось, что около 98% их орбит расположено между орбитами Марса и Юпитера, точнее, в интервале 2,2 – 3,6 астрономических единиц. Ещё две давно известные группы астероидов Греки (Greek) — около 700 штук, и Троянцы (Trojan) — около 200 штук. Они вращаются вокруг Солнца по орбите Юпитера. Астероиды-"греки" (Ахилл, Аякс, Одиссей и др.) опережают Юпитер на 60°, "троянцы" (Приам, Эней, Троил и др.) следуют на таком же расстоянии позади этой планеты. Кроме того, было открыто несколько десятков малых планет, которые пересекают земную орбиту и достаточно близко подходят к Солнцу, типа группы Амура, группы Аполлона и группы Атена. Кроме того, имеются и более далекие от Солнца. По некоторым оценкам таких астероидов имеется не меньше тысячи штук.
Недавно был обнаружен еще один пояс астероидов названный именем Койпера. Он расположен за орбитой планеты Нептун и в нем уже обнаружено несколько сотен малых планет. Полное количество объектов, имеющих размер более 100 километров, в этом поясе оценивается в 70 тысяч. Средние радиусы их орбит лежат в интервале от 30 до 50 астрономических единиц. Есть подозрения о существовании еще одного пояса астероидов, орбиты которых находятся внутри орбиты Земли. Таким образом, судя по всему, малые планеты можно встретить в любом месте Солнечной системы.
О поясе астероидов можно прочитать здесь.
Астероиды — малые планетоподобные небесные тела, чаще всего неправильной формы, имеющие средний диаметр от нескольких метров до тысячи километров. Между ними и метеорными телами нет четкого различия. Количество подобных тел в Солнечной системе тем больше, чем они сами меньше. Многие ученые полагают, что большинство метеорных тел являются осколками астероидов. Свое название астероиды получили за сходство со звездами при наблюдении в телескоп. Будучи крохотными, астероиды кажутся, как и звезды, точками.
До последнего времени считалось, что около 98% их орбит расположено между орбитами Марса и Юпитера, точнее, в интервале 2,2 – 3,6 астрономических единиц. Ещё две давно известные группы астероидов Греки (Greek) — около 700 штук, и Троянцы (Trojan) — около 200 штук. Они вращаются вокруг Солнца по орбите Юпитера. Астероиды-"греки" (Ахилл, Аякс, Одиссей и др.) опережают Юпитер на 60°, "троянцы" (Приам, Эней, Троил и др.) следуют на таком же расстоянии позади этой планеты. Кроме того, было открыто несколько десятков малых планет, которые пересекают земную орбиту и достаточно близко подходят к Солнцу, типа группы Амура, группы Аполлона и группы Атена. Кроме того, имеются и более далекие от Солнца. По некоторым оценкам таких астероидов имеется не меньше тысячи штук.
Недавно был обнаружен еще один пояс астероидов названный именем Койпера. Он расположен за орбитой планеты Нептун и в нем уже обнаружено несколько сотен малых планет. Полное количество объектов, имеющих размер более 100 километров, в этом поясе оценивается в 70 тысяч. Средние радиусы их орбит лежат в интервале от 30 до 50 астрономических единиц. Есть подозрения о существовании еще одного пояса астероидов, орбиты которых находятся внутри орбиты Земли. Таким образом, судя по всему, малые планеты можно встретить в любом месте Солнечной системы.
О поясе астероидов можно прочитать здесь.
Zavr
Профессионал
11/19/2005, 4:02:26 AM
КОМЕТЫ
«Комета» в переводе с греческого означает «хвостатый» или «длинноволосый». Кометы относят к малым телам Солнечной системы – это небольшие, размером в несколько километров, глыбы из камня и льда. На данный момент зарегистрировано появление более 1200 комет.
Подавляющее большинство комет обращается вокруг Солнца по вытянутым эллиптическим орбитам. Классификация комет производится, в первую очередь, по периодам их обращения. Так, кометы с периодами обращения менее 200 лет называют короткопериодическими, а с периодами более 200 лет - долгопериодическими. Сейчас известно около 700 долгопериодических комет. К ним же относится и особая группа «царапающих» («задевающих») Солнце комет, которые приближаются в перигелии близко к Солнцу. Таких комет известно около 30.
Когда комета из холодной глубины космоса приближается к Солнцу, иногда она становится видна даже невооруженным глазом. По мере приближения к Солнцу его излучение начинает нагревать ядро кометы, и замерзшие газы испаряются. Расширяясь, они окутывают ядро кометы, образуя гигантскую газовую оболочку – «кому». Под действием светового давления и солнечного ветра часть газов комы отталкивается в сторону, противоположную Солнцу, образуя кометный "хвост", сопровождающий ее на всем пути вблизи Солнца.
Подробнее о кометах можно прочитать здесь.
«Комета» в переводе с греческого означает «хвостатый» или «длинноволосый». Кометы относят к малым телам Солнечной системы – это небольшие, размером в несколько километров, глыбы из камня и льда. На данный момент зарегистрировано появление более 1200 комет.
Подавляющее большинство комет обращается вокруг Солнца по вытянутым эллиптическим орбитам. Классификация комет производится, в первую очередь, по периодам их обращения. Так, кометы с периодами обращения менее 200 лет называют короткопериодическими, а с периодами более 200 лет - долгопериодическими. Сейчас известно около 700 долгопериодических комет. К ним же относится и особая группа «царапающих» («задевающих») Солнце комет, которые приближаются в перигелии близко к Солнцу. Таких комет известно около 30.
Когда комета из холодной глубины космоса приближается к Солнцу, иногда она становится видна даже невооруженным глазом. По мере приближения к Солнцу его излучение начинает нагревать ядро кометы, и замерзшие газы испаряются. Расширяясь, они окутывают ядро кометы, образуя гигантскую газовую оболочку – «кому». Под действием светового давления и солнечного ветра часть газов комы отталкивается в сторону, противоположную Солнцу, образуя кометный "хвост", сопровождающий ее на всем пути вблизи Солнца.
Подробнее о кометах можно прочитать здесь.
Zavr
Профессионал
11/19/2005, 4:04:02 AM
МЕТЕОРЫ
Метеоры (от греч. meteora — атмосферные и небесные явления), явления в верхней атмосфере, возникающие при вторжении в неё твёрдых частиц — метеорных тел. Вследствие взаимодействия с атмосферой метеорные тела частично или практически полностью теряют свою начальную массу; при этом возбуждается свечение, и образуются ионизованные следы метеорного тела (метеорный след). Не очень яркий метеор представляется внезапно возникающим, быстро движущимся по ночному небу и угасающим звездообразным объектом, в связи с чем метеоры еще называют «падающими звёздами».
Очень яркие метеоры, блеск которых превосходит блеск всех звёзд и планет, называются болидами; самые яркие из них могут наблюдаться даже при солнечном свете. Остатки метеорных тел, порождающих очень яркие болиды, могут выпадать на поверхность Земли в виде метеоритов.
При вторжении в земную атмосферу более или менее компактной совокупности метеорных тел (при встрече Земли с метеорным роем) наблюдается метеорный поток. Наиболее интенсивные метеорные потоки называют метеорными дождями. Одиночные метеоры, не принадлежащие к тому или иному потоку, называют спорадическими.
О метеорных потоках можно прочитать здесь.
Метеоры (от греч. meteora — атмосферные и небесные явления), явления в верхней атмосфере, возникающие при вторжении в неё твёрдых частиц — метеорных тел. Вследствие взаимодействия с атмосферой метеорные тела частично или практически полностью теряют свою начальную массу; при этом возбуждается свечение, и образуются ионизованные следы метеорного тела (метеорный след). Не очень яркий метеор представляется внезапно возникающим, быстро движущимся по ночному небу и угасающим звездообразным объектом, в связи с чем метеоры еще называют «падающими звёздами».
Очень яркие метеоры, блеск которых превосходит блеск всех звёзд и планет, называются болидами; самые яркие из них могут наблюдаться даже при солнечном свете. Остатки метеорных тел, порождающих очень яркие болиды, могут выпадать на поверхность Земли в виде метеоритов.
При вторжении в земную атмосферу более или менее компактной совокупности метеорных тел (при встрече Земли с метеорным роем) наблюдается метеорный поток. Наиболее интенсивные метеорные потоки называют метеорными дождями. Одиночные метеоры, не принадлежащие к тому или иному потоку, называют спорадическими.
О метеорных потоках можно прочитать здесь.
